quinta-feira, 10 de agosto de 2017

Sirius: A estrela do Cão.

Introdução:

Sirius é a estrela mais brilhante do céu  e também é um dos sistemas estelares mais conhecidos por ter a primeira anã branca descoberta, Sirius B.
Sirius é a estrela mais brilhante da constelação de Cão Maior.
O nome desta estrela se origina do Latim e significa escaldante ou brilhante. Seu nome se deve ao seu grande brilho. Sua magnitude é de -1,46, sendo que como já dito, a estrela mais brilhante do céu noturno.
Esta estrela já é conhecida há muitos anos pelos povos antigos, principalmente pelos egípcios porque o primeiro vislumbre de Sirius anunciava o surgimento do Rio Nilo no antigo Egito. Nesta época Sirius era visível no Egito por causa da precessão. Esta estrela também faz parte de um grande asterismo, o triângulo de Inverno, um asterismo composto por Sirius, Betelguese em Órion e Procyon no Cão Menor.

                          Resultado de imagem para sirius star                                                        Fonte:https://en.wikipedia.org/wiki/Sirius

Mitologia:

Na mitologia grega, Sirius representa o Cão de caça maior de Órion, o caçador. Na mitologia Egipcía, sugere-se que Sirius tinha uma ligação com o deus Osiris.

Paralaxe:

Segundo a paralaxe revisada do Hipparcos em 2007, Sirius possui uma paralaxe de 0,37921 segundos de arco, o que lhe confere uma distância de 8,6 anos-luz da Terra (2,64 parsecs). Recentemente, novas pesquisas adotaram um valor de 0,3789 segundos de arco, o que é equivalente a aproximadamente 2,64 parsecs ou aproximadamente 8,6 anos-luz.
Nesta pesquisa, será adotada a paralaxe com valor de 0,3789 segundos de arco.

Detalhes físicos de Sirius A:

Sirius A é uma estrela azul-branca de classe espectral A1V; possui uma massa de 2,063 massas solares; uma temperatura efetiva de 9845 K; um raio de 1,7144 vezes o do Sol. É uma estrela na sequência de principal. Apresenta uma luminosidade de 24,74  vezes a luminosidade do Sol.
A estrela apresenta uma idade entre 237 e 247 milhões de anos

Detalhes físicos de Sirius B:

Sirius B é uma estrela anã branca de classe espectral DA2; possui uma massa entre 1,018 massas solares,o que a torna uma das anãs brancas mais massivas conhecidas. Descoberta em 1862 pelo astrônomo americano Alvan Graham Clark em 1862 com um telescópio refrator com 47 cm em Cambrigeport, Massachussets. Inicialmente, fora detectada por astrometria em 1831 porque os telescópios da época não tinham ampliação e eficiência para detectar Sirius B de forma visível por ela estar próxima de Sirius A e também por ela ser muito fraca em brilho.
Apresenta uma temperatura efetiva de 25 369 K, um raio de 0,008098 raios solares e uma luminosidade equivalente a 0,02448 vezes a luminosidade do Sol.
Sirius B apresenta uma idade arrefecimento de 126 milhões de anos.

Órbita:

Sirius é um sistema binário composto de duas estrelas branca-azuladas que se orbitam em uma separação média de 19,8 UA e em um período orbital de 50,13 anos. A separação angular entre as duas estrelas é de 7,5 segundos de arco.
A órbita possui excentricidade de 0,59142.
A alta excentricidade do sistema faz com que a separação entre as duas estrelas varie entre 8,1 UA em seu periastro e 31,5 UA em seu apoastro.

Referência:

Agradecimentos:

Espero que todos gostem das atuais e futuras postagens do blog.

Colaboradores:

Pedro Henrique Cintra, Pedro André de Menezes de Moraes Amora, Gabriel Galheigo Rabello Sommer.

Autor:

Gustavo Sobreira Barroso.




quinta-feira, 27 de julho de 2017

72 Ophiuchi, um sistema múltiplo próximo.

Introdução:

72 Ophiuchi é uma estrela de sequência principal de classe espectral A5 V na constelação de Ophiuchus, sua magnitude aparente é igual a 3,73. Possui uma massa de 1,99 massas solares, um raio de 1,9 vezes o do Sol, uma luminosidade 20 vezes maior que a do Sol e uma temperatura efetiva de 8718 K.

Paralaxe:

A paralaxe do sistema calculada pelo satélite Hipparcos apresenta um valor de 0,03755 segundos de arco, o que coloca o sistema numa distância de 26,63 parsecs da Terra ou 86,86 anos-luz.

Sistema:

72 Ophiuchi é um sistema de múltiplas estrelas com vários componentes: O primário foi relatado como binário espectroscópico, e também há os componentes B, com magnitude 13,9, separação angular de 25", C, com magnitude 11,5 e separação de 64"(possivelmente é um companheiro ótico), e D, com magnitude 14,8 e separação de 24".

                            Resultado de imagem para 72 ophiuchi

                    Fonte:http://www.fotoseimagenes.net/72-ophiuchi

Notas:

*Separação entre 72 Ophiuchi A e B (em UA):
Separação angular (em segundos de arco)/paralaxe= 25/0,03755=665,779 UA
*Separação entre 72 Ophiuchi A e C (em UA):
Separação angular (em segundos de arco)/paralaxe= 64/0,03755=1704,394 UA
*Separação entre 72 Ophiuchi A e D (em UA):
Separação angular (em segundos de arco)/paralaxe= 24/0,03755=639,148 UA

 Agradecimentos:

Agradeço muito por prestigiarem o blog, espero que gostem das atuais e futuras postagens do blog.

Colaboradores:

Gabriel Galheigo Rabello Sommer, Pedro André Menezes de Moraes Amora, Pedro Henrique Cintra.




Rho Ophiuchi: Um belo sistema estelar.

Introdução:

Rho Ophiuchi é um sistema múltiplo de estrelas na constelação de Ophiuchus. O sistema central tem uma magnitude aparente de 4,63.  As outras estrelas estão um pouco mais distantes da Terra e apresentam magnitudes mais fracas, sendo assim, menos brilhantes.

Paralaxe:

A paralaxe do sistema central é de 0,00903 segundos de arco, o que lhe confere uma distância de 111 parsecs da Terra ou cerca de 360 anos-luz. HD 147932 ( ou Rho Ophiuchi C) possui uma paralaxe de 0,00740 segundos de arco, o que lhe confere uma distância de 135,14 parsecs ou 440,76 anos-luz da Terra.
HD 147888 possui uma paralaxe de 0,00801 segundos de arco, o que lhe confere uma distância de 124,84 parsecs ou 407,20 anos-luz.

Classes espectrais:

As estrelas de Rho Ophiuchi são todas estrelas azuis de classes espectrais B e poucos brilhantes com baixas magnitudes. Sendo que Rho Ophiuchi A possui classe espectral B2V e uma magnitude igual a 5,0. Rho Ophiuchi B possui classe espectral B2V. Rho Ophiuchi C possui classe espectral B5V e uma magnitude igual a 5,9. Rho Ophiuchi D e E possuem respectivamente classes espectrais B3 e B4V. Apresentam também magnitudes iguais a 7,3 e 8,5, respectivamente.

Órbita entre Rho Ophiuchi A,B e C:

O par central é conhecido como Rho Ophiuchi AB é um par binário visual. O par consiste em duas estrelas azuis que são estrelas de Sequência principal, designadas Rho Ophiuchi A e B, respectivamente. Rho Ophiuchi AB é um par binário visual, e a distância projetada pelo céu entre as duas estrelas parece ser de 3,1 segundos de arco, correspondendo a uma separação de 344 UA.
No entanto, o semieixo maior da órbita apresenta uma separação maior entre as duas estrelas, sendo que, as duas estrelas levam cerca de 2400 anos para completarem uma órbita.
A órbita é bastante excêntrica, apresentando uma excentricidade de 0,675.
Existem várias estrelas próximas de Rho Ophiuchi A e B. HD 147932 está localizado a 2,5 minutos de arco de distância do par Rho Ophiuchi AB, o que lhe confere uma separação próxima de 17 000 UA e é conhecido como Rho Ophiuchi C. 

Órbita entre Rho Ophiuchi D e E:


HD 147888 é está localizado a 2,82 minutos de arco do par Rho Ophiuchi AB, o que lhe confere uma separação próxima de 19 000 UA do par Rho Ophiuchi AB e é conhecido como o par Rho Ophiuchi DE. As estrelas C e D são duas estrelas de sequência principal, sendo que ambas são estrelas de classe espectrais B.
Rho Ophiuchi D e E orbitam um ao outro em um período orbital de cerca de 680 anos, em uma órbita bastante excêntrica de 0,707.

Imagem de Rho Ophiuchi e sua nebulosa:

                        Resultado de imagem para rho ophiuchi star
                        Fonte: https://en.wikipedia.org/wiki/Rho_Ophiuchi

Notas:

1- O período orbital exato da órbita entre Rho ophiuchi A e B é de 2398 anos.

2- O período orbital exato entre Rho Ophiuchi D e E é igual a 675,5 anos.

3- Semieixo maior entre Rho Ophiuchi D e E (em segundos de arco):
Semieixo maior (em segundos)= 1,01"
Semieixo maior (em UA)= 1,01/0,00801=126,1 UA

4-Semieixo maior entre Rho Ophiuchi A e B (em segundos de arco):
Semieixo maior (em segundos)= 4,25"
Semieixo maior (em UA)= 4,25/0,00903= 470,6534 UA

5- Os parâmetros orbitais do sistema Rho Ophiuchi A e B e a atual Paralaxe do Hipparcos para o sistema produzem uma massa total ao sistema de 18,13 massas solares.

Referências:





Agradecimentos:

Agradeço muito por prestigiarem o blog, espero que gostem das atuais e futuras postagens do blog.

Colaboradores:

Gabriel Galheigo Rabello Donner, Pedro André Menezes de Moraes Amora e Pedro Henrique Cintra.

Autor:

Gustavo Sobreira Barroso.


quarta-feira, 19 de julho de 2017

70 Ophiuchi: Um belo par estelar

Introdução:

70 Ophiuchi é um sistema binário localizado a aproximadamente 16,58 anos-luz na constelação de Ophiuchus.

Paralaxe:

A paralaxe do sistema pelo satélite Hipparcos apresentou uma paralaxe de 0,19672 segundos de arco, o que confere uma distância para a Terra de 5,083 parsecs, o que é equivalente a 16,58 anos luz.

Órbita:

70 Ophiuchi A e B são separados em média por um semieixo maior de 23,2 UA (4,554"). A órbita é bastante excêntrica, apresentando uma excentricidade de 0,4992.
A separação entre as duas estrelas varia entre aproximadamente 11,6 UA no seu periastro e aproximadamente 34,7 UA em seu apoastro.
Ambas as estrelas orbitam uma a outra em um período de 88,38 anos (Dimitri Pourbaix,2000).

Detalhes físicos de 70 Ophiuchi A:

Estrela anã laranja com classe espectral K0 V que possui uma massa em cerca de 0,89 massas solares. Também apresenta temperatura efetiva de 5290 K, um raio de 0,85 raios solares.
Apresenta uma luminosidade de 0,51 vezes a do Sol.

Detalhes físicos de 70 Ophiuchi B:

Estrela anã laranja com classe espectral K4V que possui uma massa em cerca de 0,71 massas solares. Apresenta uma temperatura efetiva de 4250 K e um raio de 0,70 raios solares.
A estrela é uma variável do tipo BY Draconis, sendo assim, recebe também a designação de estrela variável V2391 Ophiuchi.
Apresenta uma luminosidade de 0,19 vezes o do Sol.

                                              Resultado de imagem para 70 ophiuchi
                               Fonte:https://jumk.de/astronomie/near-stars/70-ophiuchi.shtml
                      70 Ophiuchi (a estrela central) e sua companheira estelar. 


Referências:

1-https://en.wikipedia.org/wiki/70_Ophiuchi (temperatura efetiva das estrelas)

Notas:

* Assim como esta pesquisa, as pesquisas feitas pela wikipedia e o Solstaion basearam-se nos dados orbitais da pesquisa de Dimitri Pourbaix (2000), mas ambos erroneamente informaram que o período orbital do sistema era de 83,38 anos, sendo que na verdade o período orbital apresentado na pesquisa de Pourbaix informa um período orbital de 88,38 anos.


Agradecimentos:

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Colaboradores:

Gabriel Galheigo Rabello Sommer, Pedro André Menezes de Moraes Amora e Pedro Henrique Cintra.

Autor:

Gustavo Sobreira Barroso.


sexta-feira, 2 de junho de 2017

Nebulosas: As formadoras de estrelas.

O que são?

Nebulosas são nuvens compostas geralmente de poeira, hidrogênio molecular, plasma e outros gases ionizados.
Originalmente, nebulosa era o nome que se atribuía a qualquer corpo celeste difuso como, por exemplo, galáxias.
Até meados do século XX, antes da verdadeira natureza das galáxias serem conhecidas serem confirmadas por Edwin Hubble, era atribuída a classificação de Nebulosas para as galáxias.

Histórico observacional:

Por volta do ano de 150 depois de cristo, Claúdio Ptolomeu registrou nos livros VII-VIII da sua coleção Almagesto, cinco estrelas que não apresentavam forma definida, nebulosas. Ele também notou uma região de nebulosidade localizada entre as constelações da Ursa Maior e Leo que não estavam relacionadas com nenhuma estrela conhecida na época.  A primeira nebulosa verdadeira registrada fora mencionada pelo astrônomo árabe Abd al-Rahman al-Sufi, em sua obra Livro das Estrelas Fixas (em 964 D.C). Ele notou "uma pequena nuvem" onde a Galáxia de Andrômeda está localizada. Ele também catalogou o aglomerado estelar Omicron Velorum como uma "estrela nebulosa" e outros objetos, como o aglomerado Al Sufi. A supernova que criou a nebulosa do Caranguejo, a SN 1054, foi observada por astrônomos árabes.
Em 26 de janeiro de 1610, o astrônomo Nicolas-Claude Fabri de Peiresc descobriu a nebulosa de Órion usando um telescópio. Esta nebulosa fora observada por Johann Baptist Cysat em 1618. Entretanto, o primeiro estudo detalhado sobre a nebulosa de Órion não seria escrito até 1659 por Christiaan Huygens.
Em 1715, Edmund Halley publicou uma lista de seis nebulosas. Este número cresceu firmemente durante o século, com Jean-Philippe de Chésaux compilando uma lista de 20 nebulosas (incluindo oito previamente conhecidas) em 1746. De 1751 à 1753, Nicolas Louis de Lacaille catalogou 42 nebulosas do Cabo da Boa Esperança, sendo a maioria dessas desconhecidas previamente. Charles Messier então compilou um catálogo de 103 "nebulosas" ( atualmente chamados de objetos de Messier, nos quais incluíam o que sabe-se que são galáxias) em 1781; o seu principal interesse era detectar cometas.
O número de nebulosas expandiu exponencialmente graças aos esforços de William Herschel  e sua irmã Caroline Herschel. Publicou o Catálogo das Mil Novas Nebulosas e Aglomerados de Estrelas em 1786. Um segundo catálogo de mil foi publicado em 1789 e o terceiro e final, contendo 510 nebulosas apareceu em 1802. Durante grande parte de seu trabalho, William Herschel acreditou que essas nebulosas eram aglomerados de estrelas irresolutos. Em 1790, entretanto, ele descobriu uma estrela cercada de nebulosidade e conclui que esta era uma verdadeira nebulosas, ao invés de um aglomerado mais distante.
No início de 1864, William Huggins  examinou o espectro de cerca de 70 nebulosas. Ele descobriu que um terço delas tinha o espectro de emissão de um gás. O restante apresentou um espectro contínuo e, portanto, foram pensados em consistir em uma massa de estrelas. Uma terceira categoria foi adicionada em 1912 quando Vesto Slipher mostrou que o espectro da nebulosa que cercou a estrela Merope combinou os espectros do aglomerado aberto das Plêiades. Assim, a nebulosa irradia-se pela luz da estrela refletida.
Por volta de 1922, após o Grande Debate, ficou muito claro que muitas "nebulosas" eram galáxias distantes da nossa.
Slipher e Edwin Hubble continuaram coletando os espectros de muitas nebulosas difusas, encontrando 29 que mostraram espectros de emissão 33 que tiveram o espectro contínuo da luz da estrela. Ainda por volt de 1922, Hubble anunciou que quase todas as nebulosas são associadas com as estrelas, e sua iluminação vem da luz das estrelas.Ele também descobriu que as nebulosas de emissão estão quase sempre associadas a estrelas com classificações espectrais do tipo B1 ou mais quentes (incluindo estrelas de sequência com tipo O), enquanto as nebulosas com espectros contínuos aparecem com estrelas mais frias. Tanto Hubble quanto Henry Norris Russell concluíram que as nebulosas que cercam as estrelas são transformadas de alguma maneira.

Categorias de nebulosas:

Remanescentes de supernovas:

As nebulosas remanescentes de supernova são envoltórios (ou nuvens) de gás, compostas por restos restos mortais de uma estrela que foi destruída por uma violenta explosão, a supernova, que marca sua morte. A supernova gera uma violenta onda de choque que ejeta o material estelar da antiga estrela que se afasta a grande velocidade do núcleo estelar, chegando a atingir mais de 3000 km/s e levando consigo tudo que estiver no seu caminho, no meio interestelar. 
O choque do material ejetado pode aquecer o gás interestelar a temperaturas superiores a 10 milhões de Kelvin, levando-o ao estado de plasma,
O mais famoso exemplo de uma remanescente de supernova é a nebulosa do caranguejo na constelação de Touro. A estrela que formou a nebulosa do Caranguejo explodiu como supernova no ano de 1054 depois de cristo, sendo que a explosão foi registrada pelos chineses, astecas, árabes e por outros povos..
                               
   

                   Resultado de imagem para nebulosa do caranguejo
Nebulosa do Caranguejo, nebulosa remanescente de supernova na constelação de touro.
Fonte:http://www.asmaravilhasdoceuestrelado.com.br/2013/02/o-caranguejo-do-ceu.html

Nebulosas de emissão:

Nebulosas de emissão são envoltórios (ou nuvens) de gás com altas temperaturas. Os átomos na nuvem de gás são energizados por luz ultravioleta de uma estrela próxima e emitem radiação quando decaem para estados de energia (luzes de néon praticamente da mesma maneira).
Nebulosas de emissão são geralmente vermelhas, por causa do hidrogênio, elemento mais abundante do universo e que emite comumente luz vermelha.
                                       
                                   Resultado de imagem para nebulosa de orion e a volta de jesus
    Nebulosa de Órion, nebulosa de emissão na constelação de Órion.
        Fonte:http://temasbblicos.blogspot.com.br/2012/04/jesus-voltara-atraves-da-constelacao-de.html

Nebulosas de reflexão:

Nebulosas de reflexão são nebulosas que simplesmente refletem a luz de uma ou mais estrelas próximas. Nebulosas de emissão e reflexão são geralmente vistas juntas e são às vezes chamadas de nebulosas difusas.
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            Nebulosa da cabeça de Bruxa, nebulosa de reflexão na constelação de Órion.     
               Fonte:https://pt.wikipedia.org/wiki/Nebulosa_Cabe%C3%A7a_da_Bruxa

Nebulosas escuras:

Existe também nebulosas que impedem quase completamente que a luz passe completamente por elas. São identificadas pelo contraste com o céu ao redor delas, que é sempre mais luminoso e estrelado.

                       Resultado de imagem para nebulosa saco de carvão
              Nebulosa do Saco de Carvão, nebulosa escura na constelação do Cruzeiro do Sul.
                     Fonte:https://www.eso.org/public/brazil/news/eso1539/

Nebulosas planetárias:

As nebulosas planetários receberam esse nome de William Herschel porque quando foram vistas ao telescópio pela primeira vez, achavam que elas se pareciam com planetas.
Posteriormente descobriu-se que elas eram formadas pelo material ejetado por certos tipos de estrelas no final de suas vidas.

                             Resultado de imagem para nebulosa do esquimó                                                        Nebulosa do Esquimó, nebulosa planetária na constelação de Gêmeos. 
                      Fonte:http://www.astropt.org/2013/07/30/nebulosa-do-esquimo-2/

Agradecimentos:

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Colaboradores:

Gabriel Galheigo Rabello Donner, Pedro André Menezes de Moraes Amora e Pedro Henrique Cintra.

Autor:

Gustavo Sobreira Barroso.

sábado, 20 de maio de 2017

Mira: A maravilhosa

Sobre a estrela:

Mira (Omicron Ceti) é uma estrela gigante vermelha de classe espectral M7III, dupla e variável pertencente a constelação de Cetus (Baleia) no hemisfério Sul. Uma das estrelas mais brilhantes e conhecidas do céu, Mira era antigamente conhecida como a Estrela Maravilhosa, tendo recebido essa alcunha no século XVII por sua característica de mudar de brilho e aparência de forma significativa em ciclos de 332 dias.
Se localiza numa distância de 298,96 anos-luz (ou 91,66 parsecs) e possui temperatura efetiva que varia entre 2918 a 3192 K.
Possui raio que varia entre 332 a 402 vezes o do Sol e possui uma massa de 1,18 vezes a massa do Sol.
Sua luminosidade varia entre 8400 a 9360 vezes a luminosidade do Sol. Variando da magnitude 2 em seu brilho máximo à magnitude 11. A estrela mantém seu brilho máximo durante apenas algumas semanas, antes de reduzi-lo drasticamente.
Possui uma idade de 6 bilhões de anos.
É uma das estrelas mais frias conhecida. Mira já é uma estrela muito velha que aproxima-se do final da sua vida. Quando seu combustível nuclear esgotar-se, deverá explodir, libertando suas camadas exteriores, formando uma nebulosa planetária e deixando em seu lugar uma pequena, quente e densa anã branca.
                                                                                                                                                                   
                                                                          Resultado de imagem para mira star
fonte:http://www.keckobservatory.org/recent/entry/first_planet-forming_disk_found_in_the_environment_of_a_dying_star
Imagem que mostra Mira A derramando suas camadas externas pelos seus ventos estelares. Quase 1% do material derramado é capturado por Mira B. O resultado disso é um disco empoeirado ao redor de Mira B, do qual eventualmente pode se formar planetas. Este é o primeiro sistema descoberto a formar planetas com duas estrelas moribundas.

Histórico.

Em 3 de agosto de 1596, um pouco antes da invenção do telescópio a estrela teve sua variação de brilho descoberta pelo teólogo e astrônomo holandês David Fabricius que ao observar a constelação de Cetus, notou que havia uma estrela laranja de segunda magnitude na constelação de Cetus (Baleia) em uma região onde anteriormente nada havia. Depois, a estrela declinou em brilho regularmente até que, em outubro de 1596, desapareceu. Ele deu-lhe o nome de "a maravilhosa" (Mira Ceti em latim).
Evidências de que a variabilidade de Mira era conhecida na China antiga, Babilônia ou Grécia é, na melhor das hipóteses, apenas circunstancial.
No ano de 1603, o alemão Johannes Bayer atribuiu a estrela a letra grega Omicron ao compilar seu famoso Atlas celeste Uranometria, sem perceber suas variações de brilho estrela.
Aparentemente tropeçou na estrela quando estava em seu brilho máximo. Tentativas posteriores de encontrá-la falharam, até que fez sua reaparição tempos depois.
Em 1638,foi constatada realmente como variável e teve seu período de variabilidade calculado em 333 dias pelo astrônomo holandês Jonh Phocylides Holwarda, sendo que atualmente calculara-se o valor de 332 dias.
Mira foi, portanto, a primeira estrela variável descoberta na história, e na época, esta estrela contribuiu para a rejeição da ideia de que o céu era perfeito e imutável.                                                                                  Resultado de imagem para mira star
      Fotografia da estrela Mira A em ultravioleta, com a ausência de Mira B que não está visível na imagem.

            Fonte:https://www.windows2universe.org/?page=/the_universe/Mira.html

Sistema estelar:

Este sistema estelar consiste em uma estrela gigante vermelha (Mira, designado também Mira A) sofrendo perda de massa e uma companheira anã branca de alta temperatura (Mira B), sendo que o material oriundo dos ventos estelares de Mira A está sendo capturado por um disco protoplanetário em torno de Mira B. Tal tipo de sistema estelar é denominado de sistema simbiótico e este é o sistema simbiótico mais próximo do Sistema Solar.
O exame desta sistema pelo Observatório de Raios-X do Chandra  mostra que o material dos ventos estelares de Mira A está sendo realmente capturado por um disco de acreção em torno de Mira B.
O campo gravitacional de Mira B é capaz de capturar apenas cerca de 1% do material oriundo dos ventos estelares de Mira A.
As duas estrelas orbitam uma em torno da outra em um período orbital de 497,88 anos e as duas estrelas estão separadas por cerca de 70 UA.
A órbita possui excentricidade de 0,16.

Mira B:

Mira B, também conhecida como VZ Ceti, é companheira da estrela variável Mira. Suspeitado como companheiro de Mira desde 1918, fora descoberta e confirmada visualmente no ano de 1923 pelo astrônomo americano Robert Grant Aitken, e tem sido mais ou menos observado por diversos astrônomos e satélites. As observações mais recentes foram feitas pelo satélite e observatório espacial da Nasa Chandra X-Ray.
Em 2007, as observações do Chandra mostraram um disco protoplanetário em torno de Mira B. Este disco está acumulando material oriundo dos ventos estelares de Mira A e poderia eventualmente formar planetas no sistema. Mira B tem um campo gravitacional que captura cerca de 1% do material perdido de Mira A.
Estas observações sugeriam também que Mira B era uma anã laranja de classe espectral K com 0,7 massas solares, em vez de uma anã branca como originalmente se pensava. No entanto, em 2010 mais pesquisas indicaram que Mira B é de fato uma anã branca.

Variáveis Mira:

Variáveis Mira são estrelas variáveis de longo período -VLPs-, gigantes vermelhas, geralmente de classes espectrais M, que apresentam oscilações de brilho em torno de seis magnitudes entre o máximo e mínimo brilho. As oscilações destes tipos de estrelas ocorrem porque a superfície destas estrelas pulsam de forma que aumentam e diminuem suas respectivas luminosidades durante períodos superiores a 100 dias. As pulsações ocorrem porque estas estrelas inteiras sofrem periódicas expansões e contrações, o que faz que suas respectivas temperaturas, luminosidades, volumes e raios variem periodicamente.
As amplitudes visuais muito grandes não são somente devidas a grandes mudanças de luminosidade, mas também devido a deslocamentos das saídas de energia entre os comprimentos de onda infravermelhos e visuais à medida que as estrelas mudam de temperatura durante suas pulsações.
Existem mais de 67000 estrelas dentro desta categoria.
Como já dito, os períodos de pulsação destas variáveis -definido como o intervalo entre os dois máximos consecutivos- são superiores a 100 dias.
São estrelas gigantes vermelhas em estágios muito tardios da evolução estelar, no ramo de gigantes assintóticos, que expelirão suas camadas externas como nebulosas planetárias e se tornarão anãs brancas dentro de poucos milhões de anos.
Estas estrelas são estrelas bastante massivas que sofreram a fusão do hélio em seus núcleos, mas possuem massas menores que duas massas solares. São estrelas que perderam metade de suas massas iniciais.
Grande parte das variáveis Mira não são simetricamente esféricas.
Estas estrelas perdem massa rapidamente e muitas vezes este material forma um envoltórios de poeira ao redor da estrela. Em alguns casos, as condições são adequadas para a formação de Masers naturais.
Estas estrelas podem ser ricas também em oxigênio e carbono.
Exemplos de variáveis Mira: Mira Ceti, R Hydrae, R Centauri, R Leonis, R Carinae e Chi Cygni.

Agradecimentos:

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Colaboradores:

Gabriel Galheigo Rabello Donner, Pedro André Menezes de Moraes Amora e Pedro Henrique Cintra.

Autor:

Gustavo Sobreira Barroso.


sábado, 6 de maio de 2017

Acrux: A safira do Cruzeiro do Sul.

Introdução:

Alfa Crucis ou Acrux é uma estrela subgigante azul-branca de classe espectral B0.5 IV, o que lhe confere uma luminosidade de 25000 vezes a do Sol e uma temperatura efetiva de 30 000 Kelvin. A estrela ainda está na sequência principal, sendo uma subgigante que possui uma massa de 14 massas solares. Não possui nome próprio por se localizar demasiadamente ao sul, sendo a estrela de primeira magnitude mais meridional do céu e sendo apenas seu nome Alfa Crucis ou Acrux. Pode ser chamada também de Estrela de Magalhães por esta ter sido observada primeiramente pelo navegador português Fernão de Magalhães que realizou a primeira circunavegação pelo globo entre 1518 a 1522, época um pouco depois do descobrimento do Brasil.
Faz parte de uma constelação circumpolar (que  não se configura ao longo do tempo).
Se localiza a 321 anos-luz ( ou 98,72 parsecs) da Terra. Existe uma estrela listada como Acrux D que na verdade é apenas uma companheira visual.
Mais sete estrelas são listadas como membros do sistema, mas não se tem certeza a respeito das ligação gravitacional entre estas estrelas e o sistema.
O trio Acrux Aa, Ab e B possuem uma idade de 10,8 milhões de anos.

Órbita entre Acrux Aa e Ab:

Acrux Aa e Ab se orbitam em um período orbital de 75,78 dias e as duas estrelas estão separadas por uma distância média de 1 UA (distância entre a Terra e o Sol), sendo que seu periastro é em cerca 0,5 UA e seu apoastro é em cerca de 1,5 UA.
A órbita possui  excentricidade entre 0,43 e 0,49.

Órbita entre Acrux A e B:

Acrux A e B se orbitam em uma separação mínima em cerca de 430 UA e em um período orbital mínimo em cerca de 1500 anos em relação ao par. Possui uma separação de 4,4 segundos de arco da estrela principal.
A órbita possui excentricidade e inclinação indeterminadas pelo fato de a órbita apresentar um movimento muito lento.

Acrux Ab:

Possui uma massa em cerca de 10 massas solares. Apresenta uma classe espectral B. Não apresenta temperatura efetiva e nem luminosidade determinada.

Acrux B:

Esta estrela é uma estrela azul de sequência principal, cujo a classe espectral é B1V. Possui uma massa em cerca de cerca de 13 massas solares, sendo isso pensado com base em sua luminosidade e temperatura efetiva de 16 000 K.
Possui luminosidade de 20 000 vezes a do Sol, segundo Jim Kaler.

Acrux C:

Estrela que possui movimento comum com Acrux Aa, o que sugere que esteja gravitacionalmente associada ao sistema Acrux. Possui uma separação de 90 segundos de arco em relação ao trio Acrux Aa, Ab e B, o que confere uma separação em cerca de 9000 UA do trio.
Orbitaria o trio em um período mínimo de aproximadamente 124 000 anos. Este valor é uma hipótese baseada em diversos cálculos e pesquisas feitas pelo autor deste texto.
Como já dito, este valor é a duração mínima do período orbital de Acrux C em relação ao trio Acrux Aa; Ab e B, mas não seu valor exato. Sabendo disso, concluímos que a duração do período orbital pode ser maior ainda. Segundo o astrônomo Jim Kaler, o período máximo pode ser maior até que 130 000 anos.
Possui uma massa de 9,65 massas solares, o que é equivalente a aproximadamente 9,7 massas solares em uma aproximação de centésimos.
Possui um raio de 5,5 vezes o do Sol.
Esta estrela é também um binário espectroscópico próximo no qual existe uma estrela que orbita Acrux C orbita a cada 1 dia e 5 horas e em uma separação angular de 2,1 segundos de arco.
É uma estrela azul de classe espectral BV 5 na sequência principal.
Possui uma idade de 12 milhões de anos.

Nota:

Este artigo tem como referência o livro do astrônomo americano Jim Kaler: The Hundred Greatest Stars e a wikipédia.

Agradecimentos:

Agradeço muito por prestigiarem o blog, espero que gostem das atuais e futuras postagens do blog.

Colaboradores:

Gabriel Galheigo Rabello Donner, Pedro André Menezes de Moraes Amora e Pedro Henrique Cintra.

Autor:

Gustavo Sobreira Barroso.